WWW.KNIGA.SELUK.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Книги, пособия, учебники, издания, публикации

 

Pages:     | 1 |   ...   | 2 | 3 || 5 | 6 |   ...   | 12 |

«40 лет РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ RUSSIAN ACADEMY OF SCIENCES SPECIAL ASTROPHYSICAL OBSERVATORY SPECIAL ASTROPHYSICAL OBSERVATORY ...»

-- [ Страница 4 ] --

Основные идеи проекта Российской виртуальной обсерватории (РВО) впервые были представлены на конференции ВАК-2001 (Санкт-Петербург) и ADAS XI (Victoria, Canada). Принципы и подходы к созданию Российской виртуальной обсерватории сформулированы на основе проведенного анализа проблем, связанных с повышением эффективности использования российских и мировых информационных и экспериментальных астрономических ресурсов, а также реализуемых или объявленных проектов создания Виртуальных обсерваторий (ВО). Более широкий взгляд на проблему создания ВО сделал необходимым расширение самой концепции ВО, поскольку не существует принципиальных различий между данными, хранящимися в архивах, и данными, получаемыми непосредственно с телескопов или в результате моделирования и численных экспериментов. Не существует больших отличий между данными реальных научных экспериментов и учебно-методическими данными, то же, в смысле совместной работы, относится и к реальному или виртуальному общению исследователей. В отличие от общепринятого, в настоящее время представления ВО как распределенной коллекции архивных и производных от них данных (т.н.

«Виртуальное небо»), основным принципом РВО является объединение в одной распределенной системе экспериментальных комплексов, архивов, баз и банков данных со стандартизованными интерфейсами и средствами сетевого доступа, в том числе к суперкомпьютерным центрам.

В отличие от других предлагаемых концепций (NVO, Astrovirtel и проч.), в качестве базовых принципов построения РВО предлагается:

• объединение в одной распределенной системе экспериментальных комплексов, архивов и центров данных РВО, со стандартизованными интерфейсами и средствами сетевого доступа;

• организация для запросов на получение информации единого входного портала, реализующего удовлетворение запроса в существующей информационной базе, а при невозможности этого – постановку в очередь на проведение эксперимента на адекватном запросу инструментальном • реализация процедуры «сетевой транспортировки» исследователя к источникам данных, а не данных к исследователю, подразумевая под этим расширенный доступ пользователя к информационным, вычислительным и инструментальным ресурсам, включающий возможность использования на базе РВО собственных программных и аппаратных средств;

• создание на базе РВО Открытой Виртуальной Среды (ОВС) астрономического образования, выполняющей функции обучения, общения и энциклопедии.

Структура РВО должна включать следующие основные компоненты:

архивы, базы и банки астрономических данных;

автоматические телескопы (робот-телескопы с Интернет-доступом, online заявки на крупные телескопы) и системы сбора данных;

развитые средства удаленного доступа к информационным и экспериментальным ресурсам с адекватными телекоммуникационными каналами;

адекватные потокам данных вычислительные системы и/или средства удаленного доступа к суперкомпьютерным центрам;

распределенную систему контроля и диспетчеризации ресурсов;

самообучающиеся экспертные системы;

программные средства обработки данных и поиска новых закономерностей;

открытую виртуальную среду астрономического образования;

многоуровневую сеть Web-сайтов с главным порталом «Российская виртуальная обсерватория».

Основой взаимодействия пользователя с РВО будет являться портал «Российская виртуальная обсерватория», который будет удовлетворять все запросы на имеющиеся ресурсы по следующей схеме.

Первичный запрос детализируется, уточняется и корректируется в ходе интерактивного взаимодействия с порталом, после чего производится сканирование существующих баз данных. Если запрос не может быть удовлетворен существующими данными, проводится подбор доступных инструментов, составляется заявка на наблюдение. Заявка включается в расписание наблюдений и пользователь получает данные в ходе или после проведения наблюдений. Если вывыбранный инструмент полностью автоматизирован, процедура выполняется автоматически. Если же инструмент автоматизирован частично или существует программный комитет, распределяющий его ресурсы, пользователь получает возможность составления требуемой заявки. К оформленной заявке автоматически добавляется заключение об оригинальности запрашивамых данных. Данные, выбранные в базах или получаемые в ходе эксперимента, могут быть обработаны стандартными программами из библиотеки РВО или собственными программмами пользователя.

Функционирование РВО должно основываться на быстро развивающихся технологиях телекоммуникаций и информатики. Чтобы обеспечить постоянную жизнеспособность, РВО необходимо:

• формироваться как распределенная структура, исследовательская работа, создание новых центров и развитие новых направлений в существующих происходит, и будет происходить, в географически разнесенных местах;

• эволюционировать, то есть с самого своего основания быстро реагировать на изменение технических и научных возможностей, а также потребностей астрономического сообщества;

• действовать объединяюще для всех возможных средств наблюдений, поиска, обработки и интерпретации данных;

• быть открытой для образовательных и познавательных целей;

• ориентироваться на глобализацию, в смысле сотрудничества с другими странами в подобных проектах.

Существенный прогресс в телекоммуникациях и информатизации науки и образования в России делает реальным создание Российской виртуальной обсерватории. Обеспечение доступа к имеющимся в стране и существующим в мире информационным и экспериментальным ресурсам является основной задачей, решение которой в значительной степени улучшит возможности проведения научных исследований и астрономического образования в нашей стране.

В настоящее время реализуется проект создания распределённой гетерогенной системы мониторинга небесных объектов, как экспериментальной базы РВО. Проблема создания географически распределенных мониторинговых систем актуальна для многих областей науки – астрономии, геофизики, метеорологии и др. Построение специализированных сетей для таких систем в настоящее время нереально по экономическим причинам. Решением проблемы может быть разработка и реализация методов обеспечения взаимодействия в режиме реального времени эксперимента географически распределенных наблюдательных комплексов через сети общего пользования (Интернет).

Задачи мониторинга ближнего и дальнего космоса требуют возможности непрерывного наблюдения за небесными объектами в течение всего суточного цикла. Для этого необходимо долготное размещение наблюдательных комплексов по всем часовым поясам Земли и широтное распределение их для обеспечения видимости всего неба и независимости от погодных условий.

Большая протяженность Российской территории по долготе и широте, с одной стороны, делает необходимым размещение узлов мониторинга на географическом удалении друг от друга, а с другой – предоставляет возможность проведения уникальных экспериментов и равноправного участия в международных мониторинговых проектах. Решение проблемы обеспечит выполнение широкого круга астрофизических задач, получение возможности решения научных задач нового поколения, возможность интегрированного подхода к изучению Вселенной, оптимизацию использования информационных ресурсов, повышение эффективности использования дорогостоящего телескопного времени.

Развитие современных компьютерных технологий – распределенных вычислительных систем, объектно-реляционных баз данных, webориентированных средств доступа к экспериментальным данным – требует реализации нового подхода к информационно-вычислительному обеспечению наземных астрономических экспериментов. Необходимо учитывать информационную открытость мирового астрономического сообщества, которая определяет выбор форматов данных, пакетов обработки данных, методологию и технологию организации наблюдательного процесса. На повышение эффективности телескопов оказывает влияние не только их техническое оснащение, но и правильная организация информационных потоков данных, научных данных – для хранения и эффективного доступа, технических данных – для отслеживания изменения состояния инструментов.

Создаваемая система должна позволить осуществлять подготовку и проведение экспериментов на оптических и радиотелескопах из центра сбора и обработки данных или прямо на пользовательских терминальных комплексах, которые с помощью сети Internet могут быть реализованы на рабочих станциях пользователей в любой точке земного шара. Базовыми экспериментальными комплексами должны являться крупнейшие российские телескопы с разработанной для них системой дистанционного доступа к экспериментальным и информационным ресурсам. Базовыми узлами распределенной обработки данных должны являться отечественные суперкомпьютерные центры, наряду с которыми должны использоваться распределенные вычислительные ресурсы в режиме виртуальных кластеров. Для размещения основных архивов и баз наблюдательных данных должны использоваться ресурсы суперкомпьютерных центров с высокоскоростным доступом к международным сетям и средствами автоматической актуализации.

По результатам выполненных в САО РАН НИР, НИОКР, с учетом международного опыта и опыта построения системы удаленного доступа к информационным и экспериментальным ресурсам САО РАН планируется детальная разработка и внедрение архитектуры системы распределенного эксперимента.

Объектом разработки и внедрения является территориально распределенная система, обеспечивающая функционирование и сетевое взаимодействие автоматических и/или автоматизированных наблюдательных модулей и позволяющая выполнять удаленный ввод заданий, планирование и проведение наблюдений, удаленный контроль в ходе эксперимента и доступ к получаемым и хранимым в локальном архиве данным. Типовой узел должен обеспечивать возможность дистанционного проведения экспериментов и информационное взаимодействие в процессе наблюдений и обработки результатов экспериментов между узлами в университетах и астрономических учреждениях России, а также с исследовательскими коллективами стран ближнего и дальнего зарубежья. Предполагается создание действующей модели системы на базе автоматических комплексов, расположенных в САО РАН, СПб филиале САО, СГУ, УрГУ и НГУ. Планируется изучить возможность взаимодействия с системами, разработанными в рамках проектов HOU, SkyQuery и других. Архитектура распределенной системы должна объединять 7 подсистем, реализующих сервисные функции и телекоммуникационные связи: подсистему планирования эксперимента (ППЭ); подсистему диспетчеризации ресурсов (ПДР); подсистему удаленного доступа к автоматизированным комплексам сбора наблюдательных данных (ПДСД); подсистему удаленного доступа к автоматизированным системам управления телескопами (ПДСУ); подсистему архивизации и доступа к архивам наблюдательных данных (ПДА); подсистему обработки наблюдательных данных (ПОД); телекоммуникационную подсистему с Интернет-сайтом (ТП). Предполагается создание на базе существующих астрономических инструментов автоматических, специализированных по методу наблюдений телескопов и увязка их с уже существующими автоматизированными инструментами, например – европейский проект DYNOCORE. Автоматические с возможностью дистанционного доступа малые телескопы можно использовать для отработки методик проведения дистанционных коллективных наблюдений, их достаточно просто делать монопрограммными и легко управлять ресурсами (специализированные телескопы для изучения определенных объектов).

Разрабатываемая технология должна предусматривать применимость в различных областях экспериментальной науки, образовании и прикладных исследованиях, в частности, мониторинге атмосферы, метеорологии, геофизике и т.п.

В настоящее время чаще всего через Интернет осуществляется доступ к информационным ресурсам, фактор времени доступа к которым не играет особенной роли. Такие ресурсы можно считать стационарными. В то же время с развитием скоростных каналов связи появляется возможность Интернетдоступа к экспериментальным комплексам, работа с которыми требует выполнения условий режима реального времени. Такие ресурсы можно отнести к динамическим, и работа с ними связана с реальным временем в смысле управления физическим экспериментом. Задача создания подобного рода динамического ресурса возникла при разработке системы дистанционного доступа к информационным и экспериментальным ресурсам САО РАН. Основной целью проведения астрофизических экспериментов является получение информации об астрофизических объектах. Такая информация получается при проведении наблюдений и обработке полученных результатов. Всю цепочку – от постановки научной задачи, проведения эксперимента и до получения научного результата – мы рассматриваем как единый технологический цикл. Наиболее важной частью этого цикла является проведение эксперимента (наблюдения), который включает в себя: управление телескопом, управление приемниками излучения, регистрацию и сбор наблюдательных данных. Под реальным временем наблюдательного цикла мы понимаем такой ограниченный промежуток времени, в течение которого происходит изменение информации о состоянии телескопа, систем сбора данных, климатических условиях. И эти изменения могут повлиять на проводимый наблюдательный эксперимент. Каждый тип информации имеет свой период старения, к примеру, для положения телескопа этот интервал – минуты, изменения метеопараметров – часы. В целом, режим реального времени должен обеспечивать оптимальную работу телескопа в течение ночи. В частности, допускать замену объектов наблюдения или изменение режимов наблюдения. Существенным является обеспечение возможности активного и оперативного влияния астронома на наблюдательный процесс в зависимости от изменяющихся параметров. К этой информации относятся локальные метеопараметры и метеообстановка, движение и положение телескопа, качество изображения, которое влияет на режимы наблюдения.

Для обеспечения наблюдательного процесса постоянно развивается и модернизируется комплекс программно-аппаратных средств системы управления БТА и телевизионный комплекс обсерватории. Информацию о местных метеоусловиях и телевизионных изображениях телескопа можно получить в режиме реального времени (live push stream image mode) на странице «BTA-online» (http://www.sao.ru/BTAcontrol). Реальное управление телескопом имеет много особенностей, в частности, изменение режимов его работы нельзя предоставлять любому желающему. Для решения проблемы несанкционированного вмешательства в работу телескопа предусмотрены несколько уровней доступа к функциям управления, защищенные паролями.

По функциональным возможностям и удаленности доступа интерфейсы, обеспечивающие управление телескопом, можно условно разделить на три зоны. Интерфейс с максимальной функциональностью предоставляется в локальной сети телескопа. Это самая ближняя зона, где управление инструментом осуществляется мультикастинговой рассылкой UDP-пакетов. Именно в этой зоне работают операторы телескопа, для которых разработан специализированный графический интерфейс с полным набором функций управления телескопом. Ограниченная функциональность предусмотрена для астронома, проводящего наблюдения, что отражено в соответствующем интерфейсе наблюдателя.

Это средняя зона, где информация по управлению телескопом передается с организацией TCP-сессии на любом компьютере внутренней корпоративной сети обсерватории. Эти интерфейсы могли бы использоваться из внешней сети, но эта возможность закрыта из соображений безопасности. Для стороннего заявителя возможны только функции мониторинга, который может выполняться с помощью стандартного интернет-браузера. Эти функции немаловажны для заявителя наблюдательной программы, который по разным причинам не может присутствовать на наблюдениях. Таким образом, заявитель может контролировать наблюдаемые объекты, качество изображения и т.п. Можно с уверенностью утверждать, что число динамических ресурсов с Интернет-доступом будет неуклонно возрастать, и любой современный крупный наземный телескоп должен будет обеспечивать подобного рода сервисы. Для системы удаленного доступа к автоматизированным системам управления телескопами предложена спецификация программно-аппаратного интерфейса, позволяющего пользователю осуществлять управление телескопами во время проведения экспериментов и получать необходимые для последующей обработки результатов данные АСУ о координатных, климатических и прочих условиях проведения эксперимента, а также текущие инструментальные параметры.

Современные телескопы – это весьма дорогостоящие сооружения, их эксплуатация, а также сбор, хранение и доступ к полученным данным требует значительных затрат. Дорогое телескопное время требует повышения эффективности использования астрономических инструментов. Автоматические телескопы появились в 80-е годы, после 2000 года их количество в мире составляет более 100. Порядка 20-ти проектов находятся в стадии реализации и около проектов тестируются и вступают в эксплуатацию. Диаметры телескоповроботов варьируются от 25 см до 2.2 м.

К примеру, проект On-line Observatory System CATS-I, Токио, Осака, Япония включает три небольших телескопа – 20, 25, 45-см диаметра. Система используется для образовательных целей. В этой системе преподаватели и студенты в дистанционном режиме могут подготавливать программу наблюдений, а результаты получить в удобное время.

Другой пример – проект ККК, предназначенный для мониторинга кратковременных оптических вспышек с целью изучения гамма-вспышек. Телескоп состоит из 16-ти широкоугольных камер на двух независимо управляемых платформах. На один участок неба наведены две камеры для устранения ложных срабатываний. Наблюдения идут полностью автоматически, включая анализ состояния погоды, передачу данных и сообщения о возникающих технических проблемах.

Британские астрономы запустили в работу глобальную сеть телескоповроботов RoboNet-1.0, одна из задач которой – поиск похожих на Землю планет.

Сеть состоит из трёх телескопов, в случае успеха проекта количество телескопов увеличат вдвое. Телескопы расположены в Британии, Австралии и на Канарских островах. Программное обеспечение (разработанное в Liverpool John Moores University) системы и скоростные линии связи позволяют управлять телескопами из одного центра. Из-за того, что телескопы находятся в разных широтах и на разной долготе, имеется возможность непрерывного наблюдения за объектом. Система имеет возможность оперативно реагировать на скоротечные события, замеченные другими наблюдателями, а также проводить обзоры неба с автоматическим анализом изображений.

Главное отличие предлагаемого решения заключается, с одной стороны, в возможности объединения в единую сеть разнородных экспериментальных ресурсов и, с другой стороны, в создании достаточно дешевого типового инновационного образца для распространения сети на всю территорию России путем ее внедрения в небольших научно-образовательных учреждениях. Такая сеть могла бы сыграть существенную роль в задаче мониторинга нестационарных небесных объектов. Автоматические телескопы используются для наблюдений в разных спектральных диапазонах как для научных задач, так и для образовательных целей. Разрабатываемая технология должна повысить эффективность использования уникального дорогостоящего экспериментального оборудования за счет привлечения большого числа исследователей из различных областей науки.

ПРОБЛЕМЫ ГЛАВНОГО ЗЕРКАЛА БТА В ТЕЧЕНИЕ

30-ТИ ЛЕТ РАБОТЫ ТЕЛЕСКАОПА

В 1976-1979 гг. в НПО “Оптика” и “ПО” Рубин в ходе выполнения научных исследований по разработке методов формообразования крупногабаритной оптики было изготовлено еще одно 6-метровое зеркало. Межведомственная комиссия рекомендовала установить зеркало на БТА ввиду более высокого качества его оптической поверхности. В результате, в 1980 г. на БТА было установлено новое главное зеркало, получившее название 2-го ГЗ БТА. Аттестация на телескопе показала, что параметры, характеризующие качество поверхности зеркала, находящегося в штатной системе разгрузки, остаются такими же, как и полученные в цеховых условиях.

Казалось, что оптические проблемы решены и можно заняться другими задачами реализации научной эффективности БТА. Однако ГЗ БТА стало “преподносить сюрпризы”. Прежде всего, не удавалось зафиксировать положение оптической оси зеркала. Положение ее систематически менялось, а в 1982 г.

произошло отключение одной из фиксирующих опор. Аварийная ситуация была ликвидирована, но последующий контроль вновь показал систематический уход оптической оси. В конечном итоге была установлена и устранена причина явления – несоблюдение допусков на размеры глухих отверстий для механизмов разгрузки. Контроль в 1984-87 гг. показал стабильность положения оптической оси. По данным этого контроля удалось получить и статистику тепловых деформаций поверхности ГЗ БТА. Подтвержден вывод об опасности работы штатной системы продува оправы ГЗ БТА при больших перепадах температуры (предельный перепад температур зеркала и окружающего воздуха 10).

Вновь показалось, что проблемы главной оптики БТА решены. Однако на горизонте появилось облачко – при переалюминировании в 1985 г. на поверхности ГЗ БТА обнаружилось “шероховатое” пятно, проявившееся после нанесения отражающего слоя. На это не обратили особого внимания, технологи ЛОМО объяснили появление пятна “нагаром” в процессе алюминирования. К тому же сохранялась уверенность получить в начале 90-х годов от промышленности новое, на сей раз ситалловое зеркало. При переалюминировании в 1990 г.

обнаружился рост “шероховатого” пятна и появление новых пятен. После нанесения отражающего слоя пятна не проявлялись. Явление было картографировано, но вновь не привлекло особого внимания, так как надежда получить ситалловое зеркало сохранялась. Были предприняты только меры по сохранению отражающего слоя – разработана щадящая методика чистки поверхности ГЗ с учетом характера запыленности в месте установки БТА. Выполнение работ по подготовке к переалюминированию было возложено на СЭК БТА.

При очередном переалюминировании в 1995 г. обнаружился рост числа и размеров “шероховатых” пятен. После нанесения отражающего слоя пятна проявились в вариациях коэффициента отражения по поверхности зеркала в пределах 5%. Надежды на ситалл исчезли, встал вопрос о причинах разрушения полированного слоя. Первый же анализ проблемы указал на основную причину – нестойкость стекла 316 в кислотных средах. Первые же эксперименты с образцами стекла 316 показали полное разрушение полированного слоя за часы при обработке их растворами азотной кислоты, что полностью подтвердилось исследованиями в лабораториях ЛЗОС. Таким образом, включение азотной кислоты в процедуру очистки поверхности было просто ошибкой, приведшей к разрушению полированного слоя. Первоначально обсуждалась идея устранения разрушенных участков поверхности прямо на телескопе. Но при переалюминировании в 2005 г. обнаружилось, что разрушение полированного слоя охватило почти всю поверхность ГЗ БТА. Поэтому заключен и выполняется договор с ООО “ЛЗОС” о создании нового ГЗ БТА, используя диск 1-го зеркала.

Тридцать лет опыта исследований и научной эксплуатации такого сложного оптико-механического комплекса как БТА показали необходимость делового взаимодействия САО и промышленности от стадии проектирования до модернизации в процессе эксплуатации. Иначе работа приобретает черты, затрудняющие эффективную реализацию наблюдательных возможностей телескопа.

6-М ТЕЛЕСКОП В ПОИСКЕ ПРОЯВЛЕНИЙ

ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД ВБЛИЗИ AGB

Звезды малых и промежуточных масс (их исходные массы на главной последовательности меньше 8-9 M, а горение гелия в их ядрах на стадии красного гиганта идет в отсутствие вырождения электронов) на стадии асимптотической ветви гигантов (AGB) наблюдаются в виде холодных (Te~3000 K) красных сверхгигантов. AGB-звезды представляют собой плотное C-O-ядро, окруженное протяженной оболочкой (Ибен, Рензини, 1983; Шенбернер, 1983).

После истощения гелия в ядре образуется вырожденное C-O ядро, окруженное энергетически активными слоями горения He и H, т.е. образуется конфигурация – аналог звезды AGB. Большую часть времени энерговыделение обеспечивает водородный слой, однако в определенные моменты, по мере присоединения продуктов горения водорода к гелиевому слою, в нем происходит кратковременное возгорание гелия. При этом горение водорода в охваченной конвекцией водородной оболочке прекращается. Данная конфигурация звезды неустойчива, и теория предсказывает достаточно эффективное перемешивание и вынос за счет проникающей конвекции в атмосферу звезды вещества, переработанного в ядерных реакциях, сопровождающих указанные процессы энерговыделения. Вынос вещества, обусловленный многократно повторяющимся чередованием тонких энергетически активных слоев водорода и гелия, принято называть 3-им перемешиванием (подробнее см., например, Смит, Ламберт, 1990; Латтанцио, 1993). Современные эволюционные сценарии с учетом проникающей конвекции даны в работах Хервига и др. (1997), и в кратком виде представлены Хервигом (2001). Результаты расчетов синтеза и выноса элементов s-процесса приведены Буссо и др. (1999). Под sпроцессом понимается синтез тяжелых ядер за счет медленной (по сравнению с -распадом) нейтронизации ядер 13C (или же ядер 22Ne в случае самых массивных AGB-звезд).

В этой фазе, завершая свою эволюцию за счет термоядерных реакций, звезда за короткое (в эволюционной временной шкале) время теряет до 40своей массы. Звезды на поздних стадиях теряют богатое водородом В вещество оболочки за счет двух процессов: во-первых, свежие наработанные в ходе нуклеосинтеза углерод и кислород присоединяются к вырожденному C-O ядру, во-вторых, вещество теряется за счет ветра с поверхности звезды. Масса ионизованной части оболочки планетарной туманности (PN) около 0.2 M ;

если ее возраст около 5000 лет, то темп потери массы на AGB должен быть около 4x10-5 M /год, в то время как по Реймерсу для звезды такой массы он может быть на 1-2 порядка меньше. Именно поэтому было введено понятие "сверхветра" с темпом порядка 10-4 M /год (Рензини, 1981). Вследствие сброса вещества вокруг звезды образуется оптически толстая оболочка и звезда перестает наблюдаться в оптике. В какой-то момент жизни AGB-звезды внезапно темп потери ее массы резко возрастает. Это быстрое нарастание темпа потери массы находит отражение на диаграмме ИК-цветов в виде провала между непеременными AGB-звездами, практически не имеющими ИК-избытков, и post-AGB (см., например, ван дер Вин, Хэбинг (1988), рис. 3a и 5a). Эти авторы высказывают предположение, что одной из причин резкого возрастания темпа потери вещества может быть пульсационная нестабильность сверхгигантов, поскольку по обе стороны от вышеупомянутого провала существенно различаются количества переменных звезд. Кроме того, в протяженных атмосферах сверх- и гипергигантов существует сложная картина турбуленции, которая создает турбулентное давление на вещество и может служить причиной потери массы с высоким темпом (де Ягер, 1992). Стадия со "сверхветром" прекращается у маломассивных и среднемассивных звезд, когда истощается водородная оболочка. Продолжительность фазы "сверхветра" невелика: 102-103 лет (Делфос и др., 1997).

"Сверхветер" в значительной мере определяет наблюдаемые свойства звезды, пережившей фазу "сверхветра": распределение энергии в ее спектре, химический состав оболочки и звезды, морфологию и кинематику пылевой и молекулярной оболочек, особенности спектра оптического, ИК- и радиоспектра. Когда масса водородного слоя снижается до 0.001 M, ветер прекращается за время около 100 лет. Значение эффективной температуры в этот момент эволюции составляет примерно 6000К (Блекер, 1995a,b). Именно этот момент принято считать началом стадии post-AGB. Далее эффективная температура продолжает расти, звезда перемещается в голубую область диаграммы, а оболочка отделяется от звезды, поглощение излучения звезды в ней снижается. Бльшую часть времени светимость звезды обусловлена горением водорода в слое. После появления в его спектре рекомбинационных линий водорода и запрещенных линий металлов объект становится легко наблюдаемым в виде планетарной туманности. Эта стадия может длиться до значений Te около 30000К, при которых начинается ионизация околозвездной туманности. Гезицки и Зиджльстра (2001) определили массы ядер 44 PN, получив среднее значение 0.61 M с очень малым разбросом от 0.58 до 0.63 M.

Сброшенное в режиме "сверхветра" вещество, поступает в околозвездную, а затем и в межзвездную среду и обогащает ее продуктами ядерных реакций. Это обстоятельство делает объекты на кратковременной переходной стадии от AGB к post-AGB предельно важными для исследований химического состава, измененного в результате процессов нуклеосинтеза в ходе эволюции данной звезды. Традиционно эту проблему изучали на примере спектров планетарных туманностей, но при этом в результате наземных наблюдений можно получить лишь данные о содержании легких элементов.

Детали же кривой распространенности, обусловленные ядерными процессами на поздних стадиях эволюции, оставались малоизученными. Спектры звезд на стадии post-AGB, являющихся поздними (F,G) сверхгигантами, позволяют оценить содержания как легких элементов, так и тяжелых металлов, синтезируемых за счет нейтронизации ядер железа. Сложность изучения звездного нуклеосинтеза определяется тем, что эффективность синтеза и выноса свежих ядер на поверхность звезды зависит от большого числа факторов: исходной массы звезды на ГП, металличности, параметров истечения вещества, деталей процесса нуклеосинтеза и перемешивания. Поэтому, помимо классической проблемы исследования химического состава звезд на нетривиальных стадиях эволюции, самостоятельный интерес представляет и возможность изучения процессов обмена веществом между звездной атмосферой и околозвездной пылевой оболочкой, поиск механизмов, объясняющих пекулярности химического состава атмосфер звезд, окруженных пылевыми оболочками.

Просмотр публикаций по проблеме звезд вблизи стадии AGB приводит к выводу о том, что важной вехой была миссия IRAS (1983). ИК-телескоп IRAS просмотрел почти 95% всей небесной сферы, одним из результатов было выделение на высоких широтах Галактики ИК-источников, представляющих собой околозвездные оболочки с температурами от 200 до 1000 К. Особенно ценными были наблюдения 5425 объектов с ИК-спектрометром в области 7.8-23мкм. Впоследствии (Поташ, Партасарати, 1988; Хривнак и др., 1989; Оудмейер и др., 1992; Оудмейер, и др., 1996) часть этих объектов была отождествлена со звездами высокой светимости, предположительно на эволюционной стадии post-AGB. Небольшая часть выделенных объектов доступна спектроскопическим наблюдениям с высоким спектральным разрешением. Итоги первого десятилетия исследований представлены в обзоре Квока (1993a), а результаты, полученные в последнее десятилетие, кратко изложены Квоком (2001) и ван Уинкелем (2003).

Часть вопросов, вызванных неопределенностью эволюционного статуса, расстояний и светимости кандидатов в PPN в галактическом поле, можно устранить, если обратиться к исследованию их аналогов в составе шаровых скоплений. Однако из-за кратковременности эволюционной стадии post-AGB в шаровых скоплениях существует весьма ограниченная выборка таких объектов, еще меньше список тех PPN в шаровых скоплениях, которые доступны спектроскопии с высоким спектральным разрешением. В настоящее время детальный химический состав post-AGB звезд определен в ближайшем шаровом скоплении Cen (Гонзалес, Уоллерстейн, 1992, 1994). Благодаря членству в скоплении Cen, сверхгигант ROA24 из Cen является надежным представителем стадии post-AGB. Распространенность химических элементов в атмосфере ROA24 (Гонзалес, Уоллерстейн, 1992) рассматривается как эталонная для стадии post-AGB и используется при изучении объектов, подозреваемых в принадлежности к этой эволюционной стадии. Но и в этом, наиболее благоприятном для наблюдений случае, отношение S/N в спектрах, полученных на 4-м телескопе CTIO, как правило, недостаточно для измерений слабых абсорбционных линий. Очевидно, что массовые высокоточные наблюдения с высоким спектральным разрешением звезд в составе шаровых скоплений – приоритетная программа для телескопов с диаметром зеркала более 4 м. Недавно с помощью телескопов Keck и VLT получены данные для 3-х горячих (Te10000K) post-AGB звезд из шаровых скоплений (Муни и др., 2004). Ниже мы приведем результаты нашей спектроскопии далеко проэволюцинировавших звезд – членов шаровых скоплений.

Самостоятельной проблемой является поиск и изучение внегалактических звезд, кандидатов в PPN. Для отбора кандидатов успешно применяются ИК-спектроскопия и двухцветные IRAS-диаграммы (Оудмейер и др., 1996).

Например, в Малом Магеллановом облаке выделены (ван Лун и др., 1997) postAGB звезды подклассов II-III (по классификации ван дер Вина, Хэбинга (1988)). Однако околозвездные оболочки, а следовательно, и избытки ИКизлучения имеются не только у звезд, эволюционирующих в PN, но и у звезд на принципиально иных фазах эволюции: Ae/Be-звезды Хербига, звезды типа TTau, типа Boo, а также массивные Be-звезды и сверхгиганты. Поэтому только ИК-цвета звезд не могут служит однозначными критериями принадлежности стадиям AGB и post-AGB.

2. Результаты наблюдений протопланетарных туманностей Из общих представлений теории звездной эволюции следует, что объекты на переходной стадии post-AGB, пережившие фазу AGB со значительной потерей массы, являются звездными остатками высокой светимости, окруженными пылевой оболочкой с температурой около 200К. С точки зрения теории и наблюдений переходный, очень короткий (около 103 лет) период эволюции от стадии AGB к планетарной туманности пока наименее изучен. Теоретическое изучение эволюции PPN затруднено из-за сложности их структуры, включающей, по крайней мере, 2 компоненты: остывающую оболочку, которая может иметь достаточно сложную конфигурацию, и продолжающую свою эволюцию звезду.

Однако опубликован ряд теоретических работ, в которых выполнено моделирование излучения расширяющейся остывающей пылевой оболочки (см., например, работы Волка, Квока, 1989; Лопеза и др., 1997) и рассчитаны треки для эволюции центральной звезды (Шенбернер, 1983), в том числе рассчитаны эволюционные треки с учетом потери массы (Василиадис, Вуд, 1993, 1994; Блекер, 1995a,b). В работах Блекера (1995a,b) эволюционные треки рассчитаны для звезд с начальными массами 1-7 M с учетом потери массы на стадиях RGB, AGB и post-AGB. Блекер подчеркивает, что, наряду с массой на главной последовательности, темп потери массы в ходе эволюции звезды является важнейшим параметром и определяет не только окончательную массу после фазы AGB, но и внутреннюю структуру звезды и временные шкалы эволюции на заключительных фазах, а также изменения химического состава поверхностных слоев звезды.

Звезды на стадии post-AGB из-за малой ее длительности встречаются крайне редко. Вудс и др. (2005) оценили их поверхностную плотность около 0.4 на кпк2 внутри 1кпк в окрестности Солнца, в то время как для AGBзвезд и звезд ГП эта величина равна 15 и 2106 на кпк2 соответственно (Оливер и др., 2001). Вероятно, непеременные OH/IR-звезды – это самые молодые post-AGB объекты (Хэбинг и др., 1987; ван дер Вин, Хэбинг, 1988). Квок и др.

(1987a,b) предложили называть эту переходную фазу эволюции late-AGB (LAGB). Так как фаза короткая, объект сохраняет многие свойства своих предшественников – звезд на стадии AGB. В начале этой фазы объект наблюдается только в ИК- и радиодиапазоне и не отождествляется с объектами, видимыми в оптическом диапазоне (Квок и др., 1987a,b; Волк, Квок, 1989).

Углеродная звезда CWLeo (IRC+10216) – самый яркий источник на небе на длине волны 5мкм – служит прототипом OH/IR звезды с оптически толстой расширяющейся оболочкой, созданной за счет мощного звездного ветра на предшествующих фазах эволюции звезды (Олофсон и др., 1982; Греневеген, 1997).

Молекула CO, благодаря своей устойчивости к UV-излучению, служит надежным индикатором в изучении процесса потери массы. Вращательные переходы CO широко используются для определения темпа потери вещества для долгопериодических переменных. Делфос и др. (1997) выполнили моделирование эмиссионных профилей CO, наблюдаемых у 5-ти объектов такого рода. Однако в случае молодых (оптически толстых) OH/IR-звезд темп потери массы, соответствующий интегральному ИК-потоку, оказался на порядок величины выше значения, получаемого по интенсивности слабой эмиссии CO (это несоответствие особенно велико для линии CO, соответствующей переходу J=1-0) (Хеске и др., 1990). Такое поведение отличает молодые OH/IR-звезды от мирид и OH/IR-звезд с оптически тонкой оболочкой, для которых оценки темпа потери массы по линиям CO и по ИК-излучению совпадают.

Оптическая толща пылевой оболочки уменьшается по мере ее разлета, вследствие чего отношение ИК-эмиссии к общему потоку будет снижаться.

У молодых PPN оно составляет 1/3. Волк и Квок (1989) выполнили моделирование эволюции распределения знергии в спектре PPN по мере остывания и расширения оболочки. Когда эффективная температура звезды достигает значения около 5000K, фаза LAGB заканчивается и объект переходит в фазу PPN (Шенбернер, 1983). Примером могут служить объекты AFGL618 и AFGL 2688 (Egg Nebula). AFGL618 – это ИК-источник с Te=300К, расположенный между двумя оптическими деталями, разнесенными на расстояние 7" (Вестбрук и др., 1975). На радиоизображениях выявлены маленькие (0.4") ионизованные области, погруженные в ИК-источник. На расстоянии до 20" наблюдается молекулярная оболочка, расширяющаяся со скоростью V=20км/сек подобно околозвездной оболочке AGB звезды. Оптический компонент AFGL618 – звезда (Sp=B9, V=17m), слабая из-за большого поглощения: в видимом диапазоне Av достигает 70-100m, если предположить, что околозвездное поглощение влияет на интенсивности ИК-линий подобно межзвездному (Лекю, Джоурдан де Мьюизон, 1990). ИК и молекулярная эмиссия возникают в области несимметричной оболочки. Остатки оболочки концентрируются к экваториальной плоскости, меньшая оптическая плотность у полюсов позволяет проходить оптическому излучению, и рассеянный свет создает биполярную туманность. Вследствие асимметрии такой структуры наблюдаемая картина зависит от угла зрения наблюдателя.

В дополнение к холодной пылевой оболочке с Te в несколько сотен градусов у некоторых PPN наблюдается более горячая (до 1000 К) внутренняя оболочка. Важно, что интегральный ИК-поток для ряда звезд сравним с потоком в оптике (и даже его превышает), вследствие чего распределение энергии в спектрах PPN имеет "двугорбый" характер (Волк, Квок, 1989; ван дер Вин и др., 1994; Оудмейер, 1996). Хорошей иллюстрацией этому служит HR4049=IRAS10158-2844, для которой ИК-поток в области от 1 до 850мкм хорошо аппроксимируется чернотельным излучением с Te примерно 1150K (Доминик и др., 2003). Причем энергия, излучаемая в ИК-диапазоне, составляет 1/3 от полного потока. Здесь уместно отметить, что HR4049 является прототипом подгруппы post-AGB звезд. Одной из принципиальных особенностей этих объектов является очень низкая металличность: к примеру, [Fe/H]=-3 для HR4049 (Ламберт и др., 1988), а у родственного объекта HD52961 металличность еще ниже: [Fe/H]=-4.8 (Уилкенс и др. 1991a). Принято считать, что столь низкая металличность не является изначальной у этих звезд, а обусловлена высокой эффективностью процессов селективной конденсации ядер металлов на пылинки околозвездной оболочки. По мере формирования пылевых частиц из газовой составляющей преимущественно уходят элементы с высокой температурой кондесации. В частности, этот селективный процесс искажает результаты 3-го перемешивания, увеличивая отношение C/O, C/Fe, N/Fe, O/Fe и понижая отношение s/Fe. Важно, что ВСЕ звезды типа HR4049 с большой вероятностью являются двойными. Повидимому, именно это обстоятельство обеспечивает эффективность селективной конденсации (Уотерс и др., 1992).

Звездный ветер на стадии AGB – процесс, обладаюший преимущественно сферической симметрией (Балик и Франк, 2002). Однако, post-AGB звезды представляют собой объекты, у которых звездный остаток окружен, как правило, осесимметричной газопылевой оболочкой сложной структуры.

Впрочем, и у отдельных AGB-объектов выявлены уклонения от сферической симметрии. Примером может послужить OH/IR-звезда IRC+10011 (Винкович и др., 2004). Причины возникновения структурированных несферических оболочек PPN и PN до сих пор не ясны. Очевидно, переход к этой сложной морфологии от сферических оболочек AGB-звезд происходит именно на стадии PPN, что обуславливает необходимость детального и многостороннего изучения этих объектов. Оптические изображения PPN, получаемые в последнее время с высоким пространственным разрешением, вплоть до дифракционного предела крупных телескопов, указывают на сложную морфологию этих объектов. Качественно новый уровень понимания структуры и динамики оболочек вокруг далеко проэволюционировавщих звезд обеспечивают их наблюдения с космическим телескопом Хаббла. Именно наблюдения с этим телескопом выявили биполярную структуру и джеты у многих объектов, ранее наблюдавшихся как точечные. Например, сложнейшая и типичная картина получена для туманности, отождествленной с источником IRAS17150рис.1). Неоднородное, асимметричное изображение этой туманности, полученное с широкоугольной камерой в ИК-диапазоне, представляет собой иерархию деталей различного масштаба с различающимися скоростями облаков молекулярного водорода, дуг, джетов. Уета и др. (2000) выполнили исследование изображений выборки из 27 PPN, полученных с камерой WFPC2 телескопа Хаббла, и нашли 21 протяженную туманность. Выяснилось, у многих PPN наблюдаются так называемые дуги, которые указывают на то, что потеря массы этими звездами происходила в ходе нескольких эпизодов усиления ветра. И, таким образом, дуги – это проекция сферических оболочек, оставшихся после AGB (Квок и др., 2001). На рис.1 представлено изображение IRAS17150-3224, полученное с космическим телескопом, это изображение хорошо иллюстрирует вышеупомянутые детали.

Омонт (2001), на основе большого объема современных данных по формам оболочек в линиях молекулы CO, пришел к выводу, что асимметричная, в той или иной мере биполярная, структура является общим свойством PN и PPN.

оболочки. Степень поляризации зависит от условий рассеяния и степени экранирования звезды, поставляющей неполяризованное излучение.

приведем результаты исследований на 6-метровом телескопе биполярной протопланетарной туманности AFGL2688 (Клочкова и др., 2004a). На основании спектроскопических (с разрешением R=75000) и спектрополяриметрических (R=15000) наблюдений впервые разделены детали фотосферного и околозвездного происхождения в оптическом спектре. По спектрополяриметрическим наблюдениям измерена линейная поляризация в диапазоне 5000-6600 AA. Установлено, что эмиссия в линиях полос системы Свана формируется в оболочке, причем механизмом возбуждения переходов является резонансная флуоресценция. Сделан вывод о низкой плотности вещества оболочки. С использованием опубликованных данных фотометрии и поляриметрии с высоким угловым разрешением (NICMOS HST), обсуждены особенности строения оболочки туманности.

Обнаружение сложной структуры туманностей выдвинуло проблему выяснения физических механизмов, обеспечивающих трансформацию симметричных оболочек AGB-звезд в крайне несимметричные и неоднородные образования, наблюдаемые вокруг их потомков – PPN и PN. Модели формирования структуры туманностей вокруг post-AGB звезд представлены, в частности, в работах Сахаи, Траугера (1988) и Ли, Сахаи (2003). Полного согласия в вопросе о том, какой физический процесс доминирует в формировании наблюдаемого разнообразия структуры туманностей пока нет. Ясно только, что трансформация сферически симметричных оболочек AGB-звезд в мультиполярные структуры происходит за короткое (в эволюционной шкале) время перехода от AGB к PPN. Одной из причин для дискуссий в рамках данной проблемы было магнитное поле, измеренное для ряда проэволюционировавших звезд по поляризации мазерного излучения. Однако, как показано в работах Сокера (2004) (см. также ссылки в этой публикации), магнитное поле не может быть определяющим фактором в процессе формирования структуры и формы оболочек туманностей.

Наблюдения PPN в ИК-диапазоне важны, поскольку существенная часть их излучения приходится на этот диапазон. Максимум IК-потока PPN лежит около 25-60мкм. Поток до 5мкм определяется в основном покрасневшей звездой, а далее 10мкм – пылью. Цветовые характеристики (отношения потоков на длинах волн 12/25, 25/60, 60/100 мкм) определяются свойствами околозвездной оболочки, следовательно, они зависят от параметров ветра на AGB-стадии. На цветовых диаграммах поздние AGB и молодые PN четко разделяются (ван дер Вин, Хэбинг, 1988; Волк, Квок, 1989). Основная масса данных ИК-спектроскопии была получена со спектрометрами наземного телескопа UKIRT и спутников IRAS и ISO. Имея спектральные наблюдения в ИК для обширных выборок объектов, ряд авторов предпринимали попытки классифицировать ИК-спектры проэволюционировавших звезд (см., например, статьи Спека и др. (2000), Гарсиа-Хернандеза и др. (2002) и ссылки в них).

В спектрах ряда PPN в ближнем ИК-дипазоне наблюдаются линии HI серии Брэккета, абсорбционная деталь 1.54мкм, приписываемая MgI; абсорбционные (могут измениться на околозвездные эмиссии, как в случае источника IRAS22272+5435) полосы на длине волны 2.4 мкм, обусловленные вращательными переходами молекулы СО; эмиссионные детали около 3мкм, аналогичные найденным в спектрах PN и HII-областей, не имеющие пока достоверного отождествления. В ИК-спектрах O-rich post-AGB звезд (для фотосферы O/C1) доминируют сильные детали около 9.7 и 18 мкм, обусловленные силикатами, как и у O-rich AGB-звезд (ван дер Вин, Хэбинг, 1988, Квок и др., 1997). Линия 9.7мкм меняется от эмиссии для ранних AGB (типа Миры) до абсорбции у проэволюционировавших AGB (OH/IR) объектов с оптически толстыми оболочками. У C-rich PPN пыль состоит в основном из аморфного углерода, молекул SiC, MgS. Хони и др. (2002) считают, что сульфид магния ответственен за полосу на 30мкм. В ИК-спектрах C-rich объектов наблюдается также сильная деталь около 11мкм (ван дер Вин, Хэбинг, 1988;

Чен, Квок, 1990). Она может быть обусловлена графитом. Предполагается, что это может быть колебательная полоса какой-то симметричной молекулы.

Примерно дюжина C-rich PPN имеют в ИК-спектре широкую эмиссионную полосу около 21 мкм (Хривнак, Квок, 1991; Омонт и др., 1995; Хенинг и др., 1996, Квок и др., 2002). Впервые обнаруженная Квоком и др.

(1989) в спектрах именно PPN, она долгое время не была найдена ни в спектрах их предшественников – AGB звездах, ни в спектрах PN. Можно предполагать, что пылевая компонента, излучающая полосу 21мкм, появляется в оболочке только на стадии PPN. Недавно Хони и др. (2001) зафиксировали присутствие слабой эмиссии на 21 мкм в спектрах 2-х планетарных туманностей NGC40, NGC6369. Причем оба эти объекта принадлежат к специфическому подтипу PN с Вольф-Райе ядрами. Бус и др. (1990) предположили, что эта полоса может быть вызвана молекулами полициклических ароматических углеводородов.

Гобел (1993) отождествил полосу 21мкм с колебательной полосой молекулы SiS2, присутствие которой согласуется с температурой оболочки. В недавней работе (Пош и др., 2004) рассмотрено несколько потенциальных кандидатов (SiC+SiO2, FeO, TiC), ответственных за возникновение детали 21мкм, а также приведены соответствующие этим вариантам результаты моделирования спектра в области 21мкм. В целом, пока приходится признать, что, несмотря на многократные попытки полоса 21мкм остается неотождествленной. Квок и др. (2002) исследовали на телескопе Gemini с высоким пространственным разрешением (FWHM=0.4") изображения двух PPN (IRAS07134+1005 и Z02229+6208) в эмиссии 21 и 11.3мкм. Оба источника имеют сложную, но одинаковую в этих полосах структуру.

Как отмечено в работе Квока и др. (1989), объекты, в спектрах которых содержится полоса 21мкм, являются экстремальными углеродными звездами.

Важно, что именно к этому виду PPN относятся источники, для которых в результате исследования химического состава получены величины C/O1 и избыток элементов s-процесса. Интересным обстоятельством является обнаружение полосы около 21мкм и в спектрах очень молодых звезд с ИКоболочками (Хенинг и др., 1996), что явно указывает на сходство физических и химических процессов в оболочках этих объектов на столь различающихся эволюционных стадиях. Сходство этих двух типов объектов проявляется в морфологии (биполярная геометрия) и в детялях кинематики оболочки (Хенинг и др., 1996).

Столь же редко в спектрах PPN наблюдается и широкая эмиссионная полоса на 30мкм. Омонт (1993) и Омонт и др. (1995) обнаружили эту полосу в спектрах 4-х PPN. Авторы этих работ сделали вывод, что интенсивность 30мкм полосы не коррелируeт с наличием полосы на 21мкм. Кроме того, в отличие от 21мкм полоса на 30мкм встречается в спектрах звезд на соседних эволюционных стадиях AGB и PN. В спектре IRAS22272+5435 интенсивность полосы на 30мкм составляет до 20% от болометрической светимости источника. В то же время, в спектре источника IRAS07134+1005, атмосфера которого также обогащена углеродом (Клочкова, 1995a), интенсивность этой полосы невысока.

2.3. Спектральные особенности в радиодиапазоне Радиометодам доступны объекты с большим (межзвездным и околозвездным) поглощением в оптике, включая объекты в плоскости Галактики. Радионаблюдения в полосах молекул (тепловое излучение в сантиметровом диапазоне молекул CO, SiO, H2O и нетепловое мазерное излучение OH, H2O, SiO) указывают на наличие у многих post-AGB мощных, часто биполярных, молекулярных оболочек (Ликкел и др., 1987, 1991; Ликкел, 1989; Трэмс и др., 1990; Те Линтел Хеккерт, 1991; Те Линтел Хеккерт и др., 1992, 1996; Те Линтел Хеккерт и Чепман, 1996; ван дер Вин и др., 1993; Енгелз и Льюис, 1996;

Зиджльстра и др., 2001). Нетепловой характер эмиссий в радиодиапазоне следует из сравнения яркостной температуры (обычно T=108K) и ширин линий, которые указывают на кинетическую температуру T~100 K. Наблюдения мощного мазерного излучения являются эффективным средством для изучения околозвездных оболочек, позволяя получать детальную пространственную структуру и даже наблюдать молекулярные оболочки в других галактиках (Вуд и др., 1986).

Обогащенные кислородом околозвездные оболочки наблюдаются в одной или нескольких 18-см линиях OH 1612, 1665, 1667MHz (Зиджльстра и др., 1989). Объекты с эмиссией OH, видимо, существенным образом отличаются от объектов с близкими IRAS-параметрами, но без этой эмиссии (Ликкел, 1989). Для многих IRAS-источников обнаружена переменность профилей OH (Те Линтел Хеккерт, Чепмен, 1996), которая может быть обусловлена меняющимся во времени взаимодействием звездного ветра с околозвездной пылью (Балик и др., 1987), переносом массы в двойной системе (Уилкинс, 1995). Кроме того, как отмечают Те Линтел Хеккерт и Чепмен (1996), динамические и геометрические условия в системе могут модулироваться магнитным полем звезды, что повлечет изменение профиля OH. В спектрах обогащенных кислородом оболочек AGB-звезд часто наблюдается также мазерное излучение молекулы SiO (Ниман и др, 1998). По мере затухания ветра мазер SiO исчезает, в то время как мазеры гидроксила и воды по-прежнему активны. Льюис (1989) построил хронологическую последовательность появления и исчезновения мазеров SiO, OH, H2O по мере эволюции системы оболочка+звезда.

Линии CO в миллиметровом диапазоне, наряду с ИК-данными, широко используются для изучения истории потери вещества (Омонт, 1995), благодаря взаимосвязи интенсивности этих линий и темпа потери массы. Общие ширины профилей CO достигают 300 км/сек. На профиле CO иногда наблюдаются дискретные пики, указывающие на неоднородность оболочки, обусловленную, к примеру, повторными актами сброса вещества (Трэмс и др., 1990).

Особенности оптических спектров PPN мы будем иллюстрировать, опираясь на наши результаты и на нашу коллекцию звездных спектров, полученных на 6-м телескопе. Поэтому остановимся кратко на методике наших наблюдений и обработки спектров.

2.4.1. Программа спектроскопии PPN на БТА Программа спектральных наблюдений сверхгигантов с большими ИК-избытками – кандидатов в PPN – является частью более общего проекта спектроскопического исследования звезд на поздних стадиях эволюции, выполняемого на 6-м телескопе в течение последнего десятилетия. Цель этого проекта – сравнительный анализ деталей химического состава звездных атмосфер на последовательных фазах эволюции звезд различных масс (см., например, Клочкова (1991) и ссылки в этой работе). В результате такого сравнения можно обнаружить во внешних слоях звездных атмосфер продукты ядерных реакций, наработанных на предшествующих стадиях эволюции и вынесенных в поверхностные слои, что необходимо для уточнения современных представлений об эволюции звезд на продвинутых стадиях эволюции. С 1994 г. нашей основной программой на БТА является спектроскопия кандидатов в PPN. Программа прежде всего направлена на изучение фундаментальной проблемы звездной эволюции, связанной с иcследованием ядерного синтеза химических элементов в недрах звезд малых и средних масс.

Задача обнаружения аномалий химического состава звезд на эволюционных стадиях "асимптотическая ветвь гигантов" и "после асимптотической ветви гигантов" является основным для нас направлением исследований в рамках указанной проблемы. Спектральный материал высокой точности используется, наряду с изучением химического состава, также и для детального анализа поля скоростей в атмосферах этих звезд с истечением массы, что представляет отдельную астрофизическую проблему.

Спектральные наблюдения выполнены нами на 6-м телескопе БТА, в первичном фокусе и в фокусе Нэсмит-2. Использовались эшеллеспектрографы РЫСЬ в сочетании с матрицей ПЗС с числом элементов 10401170. С 1996 г. для наблюдений наиболее слабых объектов программы (V12m) используется эшелле-спектрограф PFES (Панчук и др., 1997) в первичном фокусе БТА, обеспечивающий необходимое для нашей задачи отношение сигнал/шум S/N100 для объектов с V14.5m при спектральном разрешении R=15000. С 2000 г. основные наблюдения выполнялись со спектрографом НЭС (Панчук и др., 1999), который в сочетании с матрицей ПЗС с числом элементов 2K2K обеспечивает R=45000 или R=60000. Для иллюстрации на рис.2 представлен эшельный кадр, полученный для одного из самых слабых в оптике объектов программы IRAS04296+3429, отождествляемого с пекулярным сверхгигантом (B=16.2, V=14.2m) вне галактической плоскости (b=-9o). Этот объект оказался одним из самых интересных из исследованных к настоящему времени (наличие детали 21мкм, биполярная структура, эмиссионные полосы Свана молекулы C2, избыток углерода и тяжелых металлов в атмосфере.) Качество спектров звезд программы позволило измерять эквивалентные ширины W с точностью 2-4m, что согласуется с оценками точности, выполненными по формуле Керель (1985).

Для обработки двумерных эшелле-изображений (суммирование и усреднение спектров, удаление следов космических частиц, вычитание темнового кадра, экстракция эшелле-порядков, линеаризация спектров) использован контекст ECHELLE системы MIDAS в среде OS Linux. С учетом особенностей нашего метода наблюдений (геометрия эшелле-кадра, использование резателя изображений (Панчук и др. 2003)) контекст ECHELLE системы MIDAS был существенно доработан (Юшкин и Клочкова, 2005). Для измерений параметров индивидуальных спектральных деталей (W, Vr, построение профилей) использовался комплекс программ DECH (Галазутдинов, 1992) в среде Linux в сочетании с эмулятором DOS. Для определения основных параметров модели атмосфер звезд – эффективной температуры Te, ускорения силы тяжести logg и для расчетов химического состава использованы сетки моделей Куруча (1979), Белла и др. (1976). Детали используемых нами процедур ошибки получаемых содержаний химических элементов, обусловленные неточностями модельного приближения, 2.5. Основные результаты оптической спектроскопии 2.5.1. Особенности оптических спектров PPN Наличие эмиссии в H является, наряду с ИК-избытками, основным критерием для отбора кандидатов в PPN. В спектрах типичных PPN линия H имеет сложные (эмиссия+абсорбция) переменные профили с асимметрией ядра, профили типа PCyg или инверсного PCyg, профили с эмиссионными асимметричными крыльями. Нередко наблюдается и сочетание подобных деталей.

Известно, что эмиссионный профиль H – признак истечения вещества и/или пульсаций, поэтому можно утверждать, что для многих PPN мы наблюдаем спорадический звездный ветер. Сдвиг ядра, как правило, меньше, чем сдвиг, соответствующий скорости убегания, т.е. мы можем говорить, скорее, об истечении (расширении) верхних слоев протяженной атмосферы, а не о ветре (Дюпри, 1993). Различия в виде профилей H обусловлены различиями в динамических процессах, протекающих в протяженных атмосферах отдельных кандидатов в PPN: сферически симметричное истечение с постоянной или меняющейся с высотой в атмосфере скоростью, падение вещества на фотосферу, пульсации. На рис.3 и 4 для иллюстрации разнообразия профилей представлены некоторые профили H, полученные нами в ходе выполнения программы на 6-м телескопе.

Рис. 3. Примеры профилей H в спектрах 2-х PPN: SAO40039=IRAS05040+4820 (слева) и V510Pup=IRAS08005-2356.

Переменность H – распространенное явление для сверхгигантов на стадии post-AGB. Однако в спектрах избранных объектов этого типа наблюдается существенная переменность и других спектральных деталей. В ходе исследования сверхгигантов, ассоциированных с ИК-источниками, были выявлены объекты с переменным спектром и с крайне сложной динамической картиной. К спектральнопеременным объектам мы отнесли, например, IRAS07134+1005 (Клочкова, 1995a). На рис.4 показана переменность H в спектре HD56126 по наблюдениям на БТА. Позже на БТА была обнаружена сильная спектральная переменность оптического спектра горячего сверхгиганта B0Iae, линий гелия и водорода типа PCyg и типа обратного PCyg. Причем этот тип профиля данной линии может измениться на противоположный в течение нескольких дней. Наглядным примером спектральной переменности может служить недавно выявленная post-AGB звезда SAO40039, отождествляемая с источником IRAS05040+4810 (Фьюджи и др, 2002). Как следует из работы Клочковой и др. (2004b), профили всех линий в спектре SAO40039, как абсорбций, так и эмиссий, переменны. Переменна и лучевая скорость. Можно предполагать, что столь бурная переменность обусловлена структурными перестройками в атмосфере центральной звезды и в околозвездной оболочке.

Но для построения детальной картины переменности и для уяснения физических причин необходим многолетний ряд спектральных наблюдений.

Недавно по наблюдениям на БТА обнаружена также переменность оптического спектра неизученной ранее холодной звезды, отождествляемой с ИК-источником IRAS20508+2011 (Клочкова и др., 2006b). До настоящего времени для этого объекта не опубликованы данные ни многоцветных фотометрических, ни спектральных наблюдений в оптическом диапазоне, которые можно было бы привлечь для определения параметров и выяснения статуса объекта. Лучевая скорость звезды по фотосферным абсорбциям изменялась за 4 года наблюдений в пределах Vr=15-30км/с. За это же время абсорбционно-эмиссионный профиль H изменился от состояния мощной колоколообразной эмиссии с небольшой абсорбцией в ядре до двухпиковой эмиссии с центральной абсорбцией, лежащей ниже континуума. Положение фотосферных линий металлов систематически, исключая одну дату наблюдений, сдвинуто относительно эмиссии в H: Vr= Vr(met)-Vr(H, emis)-23км/с.

Пекулярность спектров PPN проявляется еще и в том, что зачастую спектральные черты сверхгиганта класса F-K сочетаются в них с многочисленными абсорбциями молекул. Например, в спектре нескольких PPN, включая и канонический объект HD56126 с Te6500K, Бэккер и др. (1997) отождествили полосы систем Phillips, Swan молекулы C2 и красной системы молекулы CN, которые, по мнению этих авторов, формируются в оболочке, в ограниченной ее области, наиболее близкой к звезде. Сравнение скорости расширения оболочки, определенной по линиям C2 и CN, с этим параметром из наблюдений CO даст возможность проследить процесс потери вещества звездой на AGB-стадии. Клочкова и др. (1997c) обнаружили эмиссионные детали в оптическом спектре источника IRAS04296+3429, полученном с эшелле-спектрографом 6-м телескопа, и отождествили их с полосами (0,0) и (1,0) системы Swan молекулы C2 (см. рис.5). Причем аналогичные спектральные детали (но с иным соотношением интенсивностей) на этой спектральной аппаратуре (Панчук и др., 1997) обнаружены и в спектре ядра кометы ХейлаБоппа.

эффективной температуры Te=4100 K по линиям нейтрального железа и Te=3500K по спектру -системы молекулы TiO. Авторы предложили ряд вероятных объяснений этого противоречия: нарушение диссоциативного равновесия в верхних слоях протяженной атмосферы, где формируются полосы TiO; недооценка в использованной модели атмосферы бланкетирования в верхних слоях, что ведет к преувеличенным значениям температуры этих слоях; крупномасштабная неоднородность потока по поверхности звезды.

2.5.2. "Спектроскопическая мимикрия" Несмотря на различия в массе, внутреннем строении и возрасте, звезды промежуточных масс на продвинутых стадиях эволюции имеют спектры, сходные со спектрами массивных гипергигантов. Более того, можно усмотреть аналогию и в структуре гипергигантов и post-AGB звезд: в обоих случаях объект представляет собой эволюционирующее ядро, окруженное газопылевой оболочкой, образовавшейся на предшествующих этапах эволюции.

При известной неопределенности в оценках расстояний для галактических объектов по спектру за гипергигант может быть принята звезда более низкой светимости с достаточно мощным ветром. Проблема "спектроскопической мимикрии" касается близких по эволюционному возрасту, геометрии и кинематике оболочек звезд высокой светимости – одиночные звезды в стадии postAGB и гипергиганты.

Наиболее известным примером неопределенности стадии эволюции до последнего времени являлся случай пекулярного сверхгиганта IRC+10420.

Совокупность наблюдаемых особенностей пекулярного сверхгиганта IRC+10420 не противоречит двум основным гипотезам о его природе: вопервых, это может быть маломассивный объект на стадии эволюции протопланетарной туманности или же массивный сверхгигант – предшественник звезды Вольфа-Райе. Поэтому некоторые авторы (см., например, Хривнак и др., 1989) включают этот сверхгигант в списки кандидатов в протопланетарные туманности, другие рассматривают его как массивный сверхгигант (Хэмфрис, 1991; Джоунс и др., 1993). Трудность выбора обусловлена тем, что в обоих случаях наблюдательные проявления подобны: в обоих вариантах со временем растет эффективная температура, имеется газовопылевая оболочка, унаследованная от красного гиганта или сверхгиганта.

Хорошим критерием для более определенного выбора эволюционного статуса может служить металличность в сочетании с большим набором содержаний химических элементов. Однако задача осложнена низкой видимой оптической яркостью объекта. Сейчас практически нет сомнений в том, что IRC+10420 – массивный, около 40 масс Солнца, сверхгигант светимостью на пределе Хэмфрис-Дэвидсона. И все же определение светимости этого пекулярного объекта остается пока основной проблемой.

Биполярная туманность V510Pup – наглядный пример спектральной мимикрии. Светимость этой post-AGB звезды едва достигает уровня светимости сверхгиганта, а ветер по всем параметрам – скорость, плотность, темп потери вещества (он близок к 10-5 масс Солнца в год) – не уступает, а по спектроскопическим проявлениям подобен ветрам гипергигантов и LBV. Профили линий (см. профиль H на правой панели рис.3) говорят о наличии у V510Pup мощного звездного ветра. Более того, как и в случае с IRC+10420, мы, повидимому, не наблюдаем ничего, кроме ветра, а собственно звезда закрыта от нас псевдофотосферой. Линии H и H в спектре V510Pup имеют профили типа PCyg. Их форма и параметры практически те же, что у профилей белых гипергигантов и LBV HD168607 и HD160529.

Примером принципиальных разногласий в определении эволюционного статуса служит и A-сверхгигант HD168625 (IRAS18184-1623). Опубликованные к настоящему времени оценки расстояния до звезды находятся в интервале от 0.4 до 2.8кпк. С одной стороны, ван Джендерен (2001) относит HD168625 в подгруппу бывших (ныне "спящих") LBV. Ченцов и Горда (2004) рассматривают его как гипергигант спектрального класса B5.5Ia-0 с отчетливыми признаками LBV и приводят доказательства членства HD168625 в ассоциации SerOB1. Эти авторы подчеркивают, что у HD168625 ни спектроскопических, ни фотометрических отличий от гипергиганта В6 пока не обнаружено. Но, с другой стороны, HD168625 окружена непосредственно наблюдаемой газово-пылевой оболочкой и обладает пылевым ИК-избытком. Гарсиа-Ларио (2001) счел возможным использовать параллакс из каталога Hipparcos (ESA, 1997), т.к., основываясь на специфическом распределении энергии в ИК-области спектра и на обнаруженном ими избытке азота в атмосфере звезды (при дефиците углерода), считают HD168625 маломассивной звездой в стадии post-AGB. Одно из затруднений в применении метода спектральных параллаксов к звездам самых высоких светимостей как раз и связано с тем, что их спектры бывают похожи на спектры post-AGB звезд – с "мимикрией" последних под гипергиганты. Тригонометрические параллаксы от нее, конечно, не страдают, но для HD168625 ошибка измерения параллакса пока близка к его величине 0.0024±0.0012.

Существенная часть кандидатов в PPN демонстрирует также переменность лучевой скорости Vr (Уилкинс и Уотерс, 1993; Уилкинс и др, 1993;

Уотерс и др., 1993, Хривнак и др, 2001) с характерным временем процесса в несколько сотен дней, что может говорить в пользу их двойственности.

Действительно, для нескольких оптически ярких объектов с ИКизбытками получены убедительные доказательства орбитального движения. Например, доказана двойственность, определены элементы орбиты и предложена модель системы для высокоширотных сверхгигантов 89Her (Ферро, 1984, Уотерс и др., 1993) и HR4049 (Уилкинс и др., 1991b). Ван Уинкел и др. (1995) показали, что звезды HR4049, HD44179 и HD52961 являются спектрально-двойными с орбитальным периодом примерно 1-2 года.

Эти авторы делают вывод, что все изученные кандидаты в PPN с экстремальным дефицитом металличности (HR4049, HD44179, HD52961, HD46703, BD39o4926) – двойные звезды. Наблюдаемая корреляция между двойственностью и наличием горячей пылевой оболочки (Уотерс и др., 1991) указывает на то, что двойственность способствует образованию оболочки. В работе Бэккера и др. (1998) по спектрам высокого разрешения HR изучена переменность сложных эмиссионно-абсорбционных профилей линий NaD и H в с орбитальным периодом. Отдельные компоненты этих линий формируются или в фотосфере главной звезды или в диске, в который погружены оба компонента двойной, или же в межзведной среде. Для такого рода двойных принципиальным является определение системной скорости по радиоданным. Природа компаньона для post-AGB звезд, заподозренных в двойственности, пока неизвестна, поскольку нет прямых его проявлений в континууме или спектральных линиях, все известные двойные среди post-AGB относятся к типу SB1. Это может быть либо очень горячий объект, либо объект очень низкой светимости на главной последовательности, не исключен и белый карлик, как в случае BaII- звезд (МакКлюр, 1984). В случае HR4049 Бэккер и др. (1998) пришли к выводу, что компаньоном является холодная, Te=3500K, звезда ГП с массой M=0.56 M.

Не всегда характер переменности Vr согласуется с гипотезой двойственности. Например, для некоторых объектов наблюдаются периодические (и квазипериодические) изменения Vr, явно обусловленные пульсациями.

Пульсационная нестабильность присуща многим объектам на post-AGB-стадии, это следует уже из факта их расположения в полосе нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Аналогичная переменность профилей H наблюдается в спектрах желтых пульсирующих сверхгигантов – звезд типа RVTau и WVir. Для данного типа объектов переменность профилей H объясняют прохождением ударной волны в протяженной атмосфере пульсирующей звезды (Лебре, Жиллет, 1991, 1992; Фокин, Жиллет, 1994; Жиллет и др., 1994). Пульсации, присущие многим post-AGB-объектам, могут способствовать потере вещества, нагревая и расширяя атмосферу. Отметим, что звезды типа RVTau также являются объектами на post-AGB, но как подчеркнул Джура (1986), эти "ленивые" (по выражению Джура) звезды, вероятно, наименее массивны, вследствие чего их эволюция идет медленно и они никогда не станут PN. Их низкодисперсионные спектры подобны таковым у углеродных звезд. Загадкой является наблюдаемый факт O-rich оболочек у C-rich звезд типа RVTau (Квок, 1993b). Несколько достаточно ярких представителей звезд типа RVTau были включены нами в программу спектроскопии на БТА для получения детальной картины химического состава.

Переменность H получает естественное объяснение для post-AGBзвезд с признаками двойственности и потери массы (например, в случае HR4049 (Бэккер и др., 1998)): в таких системах профиль H меняется из-за орбитального движения в системе. Однако в случае post-AGB объектов H меняется и для тех из них, для которых не обнаружено каких-либо признаков переменности Vr и блеска (HD133656, Ван Уинкел и др., 1996b). Переменность блеска позволила бы привлечь механизм ударной волны, как у звезд типа RVTau, для которых вероятным механизмом, стимулирующим истечение вещества, является диссипация ударных волн в атмосфере. Конвекция в оболочках порождает поток механической энергии в хромосферу и корону.

Давление излучения на пылинки также может обеспечить условия, необходимые для потери вещества. Для радиативного же механизма возникновения ветра, эффективного в случае горячих массивных сверхгигантов, поток излучения у post-AGB звезд недостаточен.

Картина переменности Vr, обусловленная двойственностью, зачастую осложнена дифференциальными движениями в протяженных атмосферах изучаемых объектов. Детальный анализ Vr, выполненный по спектрам высокого спектрального и временного разрешения для избранных, наиболее ярких PPN, позволил обнаружить дифференциальное поведение величины Vr, определенной по линиям разной степени возбуждения, формирование которых идет на различающихся глубинах в атмосфере звезды. Например, Бэккер и др. (1996b) в спектре IRAS-источника, отождествленного с пекулярным сверхгигантом HD101584, выявили 8 категорий спектральных линий, для которых временне поведение профилей, полуширин и сдвигов (и следовательно, значений Vr) принципиально различается. В частности, УФабсорбции наиболее высокой степени возбуждения, формирующиеся в фотосфере звезды, показывают переменность Vr, обусловленную орбитальным движением в двойной системе. В то же время, линии низкого возбуждения с профилями типа PCyg формируются в области звездного ветра и отражают истечение вещества. Скорость системы надежно определена по радиоэмиссиям молекул CO и OH.

Подобное сложное динамическое состояние атмосферы наблюдается и в случае уникального объекта IRC+10420 (источник IRAS19244+1115), изученного по спектрам, полученным на 6-м телескопе (Клочкова и др., 1997a, 2002b) в период с 1997 по 2000 гг. Cпектр IRC+10420 содержит многочисленные абсорбции, формирующиеся в слоях фотосферы, неподвижных относительно центра массы звезды, и эмиссии, формирующиеся в расширяющейся оболочке. Анализ распределения линий различных элементов по лучевым скоростям выявил корреляцию между скоростями, соответствующими положению минимума (максимума) линий, и их силами осцилляторов как в случае эмиссионных, так и абсорбционных линий. Этот эффект, по-видимому, является следствием взаимного влияния эмиссионных и абсорбционных компонент линий. Сделан вывод о том, что красное смещение абсорбционных фотосферных линий относительно системной скорости IRC+10420 обусловлено рассеянием света звезды на расширяющейся мощной пылевой оболочке. Обнаружена переменность эмиссионных профилей линий H и H. По инфракрасному триплету OI 7774 оценена светимость IRC+10420 L= светимостей Солнца. На всех спектрах IRC+10420, соответствующих спектральным классам как A2, так и A5, присутствует линия HeI 5876 с практически постоянной интенсивностью W=200m, что является следствием высокой светимости и, возможно, повышенным содержанием гелия в атмосфере звезды. Полученная нами скорость центра массы звезды составляет 60-66 км/сек по набору "чистых" абсорбционных и эмиссионных деталей, что хорошо согласуется с величиной скорости 61-65 км/сек, полученной другими авторами (Джоунс и др., 1993; Оудмейер, 1995). По смещению абсорбционных компонентов профилей типа PCyg относительно эмиссий, скорость расширения оболочки около 40-50км/сек, что хорошо согласуется с данными Оудмейер и др. (1996), полученными в радиодиапазоне по профилям линий молекулы CO, и значениями скорости расширения, полученными в работе Клочковой и др. (1997a) по ширинам запрещенных эмиссионных линий. Анализ совокупности полученных значений Vr позволяет рассматривать две возможности интерпретации феномена IRC+10420. Первая возможность основана на гипотезе многократного рассеяния излучения в оптически толстой расширяющейся пылевой оболочке. В рамках этой гипотезы трудно объяснить соотношение интенсивностей синесмещенных и красносмещенных эмиссионных компонент бальмеровских линий. Вторая возможность базируется на модели вращающегося диска и внешних (по отношению к диску) областей, поляризующих оптическое и ИК-излучение. Выбор между двумя моделями можно будет сделать, выполнив спектрополяриметрические наблюдения с высоким спектральным разрешением.

Очевидно, что сложная динамическая картина, аналогичная наблюдаемой в атмосфере объектов HD101584 или IRC+10420, обусловлена недавним или длящимся процессом сброса вещества, а следовательно, присуща тем PPN с эмиссионными компонентами профиля H, которые имеют большие ИКизбытки (и особенно в ближнем ИК-диапазоне). Для пекулярного сверхгиганта UUHer без явного избытка ИК-потока градиент Vr в атмосфере по спектрам 6-м телескопа не был обнаружен (Клочкова и др., 1997b), однако были выявлены осцилляции Vr с амплитудой около 15 км/сек.

Важным является исследование переменности лучевой скорости HD56126=IRAS07134+1005, одной из немногих post-AGB звезд, в атмосфере которых обнаружены продукты 3-го dredge-up (Клочкова, 1995a). Из сравнения опубликованных данных по лучевой скорости IRAS07134+1005 с результатами, полученными нами на 6-м телескопе, была заподозрена переменность его лучевой скорости (Клочкова, 1995a). Лебре и др. (1996) провели детальный спектральный мониторинг IRAS07134+1005. На основании фурьеанализа совокупности массива данных по лучевым скоростям с привлечением данных о переменности блеска эти авторы сделали вывод о подобии динамического состояния атмосферы объекта IRAS07134+1005 картине, присущей пульсирующим переменным типа RVTau. Переменность H они интерпретировали как результат прохождения ударной волны. Позже, пополнив спектральные данные и привлекая фотометрические наблюдения, Лебре и др. (2001) определили период радиальных пульсаций P=36.8 дней. Оудмейер и Бэккер (1994) по обширной коллекции спектрограмм с высоким временным разрешением и высоким отношением S/N также анализировали переменность Vr этого объекта и сделали вывод о переменности на шкале в несколько месяцев и отсутствии изменений с характерным временем минутычасы.

Клочкова и Ченцов (2004) детально исследовали кинематическую картину в атмосфере и околозвездных окрестностях post-AGB звезды V510Pup, ассоциируемой с ИК-источником IRAS08005-2356. ИК-источник IRAS08005один из наиболее вероятных кандидатов в немногочисленную группу биполярных протопланетарных туманностей – отождествлен со звездой V510Pup. По абсорбциям C2 и CN Бэккер и др. (1997) определили очень высокий темп потери массы 10-4.7 M /год. На рис.3 приведен сложный и переменный профиль линии H в спектре этой звезды. В спектре аномально сильны абсорбции YII и других элементов s-процесса. Все абсорбционные компоненты смещены в коротковолновую область спектра, что указывает на истечение звездного вещества. Околозвездная оболочка сверхгиганта проявляется в оптическом спектре, в частности, в виде молекулярных полос углеродосодержащих молекул C2 и CN. Полученное значение скорости Vr=19.1км/с по абсорбционным линиям полосы Свана молекул C2 хорошо согласуется с данными Бэккера и др. (1997). По полосам Свана определена скорость расширения оболочки Vexp= 42км/с. Такое же значение скорости расширения оболочки V510Pup получено и по мазерной линии OH 1612MHz (Зиджльстра и др., 2001).

Предельная скорость ветра, фиксируемая по абсорбционным крыльям PCygпрофилей линий FeII(42), достигает 240км/с. Для анализа полученного набора скоростей в него необходимо ввести нуль-пункт – системную скорость Vsys. В качестве Vsys использовали значение средней гелиоцентрической скорости группы окружающих звезду источников мазерного излучению ОН, Vr =+61км/с (Те Линтел Хеккерт и др., 1991). На рис.6 уровень Vsys отмечен горизонтальной штриховой прямой. На этом рисунке сопоставлены отклонения от Vsys скоростей, найденных по тем или иным деталям спектра V510Pup. Как видно из рисунка, различия скоростей в пределах одного спектра достигают 100км/с, – в основном, за счет взаимных сдвигов эмиссионных и абсорбционных компонентов, но также и вследствие систематического изменения скорости с интенсивностью и длиной волны линии. Такие большие дифференциальные сдвиги линий и их составляющих ясно говорят о градиенте скорости в тех слоях атмосферы V510Pup, где эти линии образуются, а множество PCyg-профилей – о расширении атмосферы.

Рис. 6. Зависимости лучевой скорости Vr от остаточной интенсивности r абсорбций или абсорбционного компонента в спектрах V510Pup (Клочкова и Ченцов, 2004). Данные измерений в спектре от 23.11.97 (квадратики – 6000, кружки – 6000 ) и в спектре от 19.11.02 (крестики). Горизонтальной штриховой прямой Vsys отмечен уровень Vsys, выше этого значения лежат данные по эмиссионным деталям.

Для более определенных выводов о связи пекулярностей химического состава и двойственности объектов необходимы многократные спектральные наблюдения. Проблема осложнена еще и тем, что из-за явной неоднородности объектов по химическому составу важно получить его для обширной выборки объектов с тем, чтобы выявить основные тенденции и закономерности. Однако сейчас точные спектральные наблюдения с высоким спектральным разрешением выполнены лишь для самых ярких объектов такого типа на эшелле-спектрографах с матрицами ПЗС крупных телескопов.

Для этих объектов получена низкая металличность (в 10-100000 раз ниже солнечной) и нестандартные соотношения содержаний иных химических элементов.

В ходе горения водорода в ядре и затем в слое увеличивается содержание гелия. На продвинутых стадиях эволюции звезды, после стадии AGB, когда прошел процесс 3-го dredge-up, и после сброса водородной оболочки, обнажились слои, обогащенные переработанным веществом, можно ожидать существенного увеличения содержания гелия. В спектрах двух хорошо изученных звезд (HR4049, HD44179) обнаружены линии гелия, что позволило оценить его содержание. Уилкинс и др. (1992) для HD44179, центральной звезды туманности Red Rectangle, получили содержание гелия, незначительно превышающее солнечное значение. Практически солнечное (в пределах ошибок) содержание гелия получено и для предельно малометалличного объекта HR4049 (Уилкинс и др., 1991a). Конлон и др. (1992) получили нормальное содержание гелия и для выборки горячих post-AGB-звезд c Te 11000-27000K. Это особенно важно, так как для такой продвинутой стадии эволюции ожидалось замещение существенной доли водорода гелием. Пока лишь один из кандидатов в PPN, исследованная ван Винкелем и др. (1996a) звезда HD187885, имеет избыток гелия. Для большинства изученных кандидатов в PPN наблюдается изменение в ходе их эволюции соотношения содержаний элементов CNO-группы: отношение C/O варьируется от C/O1 до C/O1 (Лак и др., 1983; Бонд, Лак, 1987; Ламберт и др., 1988; Клочкова, 1995а; Зач и др., 1995, 1996; Ван Уинкел и др., 1996a,1996b; Ван Уинкел, 1997, Клочкова и Киппер, 2006).

Анализ поведения различных химических элементов (Fe, CNO, S, Zn, элементы s- и r-процесса) для полной выборки исследованных сейчас кандидатов в PPN показывает, что по химическому составу их, по-видимому, следует разделить на два типа: к первому типу относятся звезды с крайне низкой металличностью, [Fe/H] -4dex, ко второму – звезды с менее выраженным дефицитом металлов. Наиболее вероятным и эффективным механизмом, создавшим аномальный химический состав в случае экстремально малометалличных (типа HR4049 и HD44179) изученных звезд является не нуклеосинтез, а процессы химического фракционирования элементов в оболочке.

В случае одиночной post-AGB звезды газопылевая оболочка могла быть создана медленным звездным ветром на предшествующей AGB-фазе. Пылинки могут ускоряться наружу лучевым давлением, поглощая излучение. В то же время газ с уже измененным соотношением элементов может выпадать на поверхность, так как из-за большого расстояния от звезды до внутренней границы газопылевой оболочки ее газовая составляющая пребывает в нейтральном состоянии, поэтому нет существенного поглощения (нет активных поглотителей – однократно ионизованных атомов металлов) оптического излучения звезды. Трудно предположить существование пылинок и процессов осаждения на них в условиях звездных фотосфер, вероятнее всего эти процессы идут в околозвездных оболочках. Однако Уитни и др. (1993) показали возможность образования пыли вблизи фотосферных слоев в случае звезд типа RCrB. Основные аргументы: аморфные графиты могут формироваться при 4000K, конденсация пыли может идти из-за отклонений от теплового равновесия.

Бонд (1991) впервые предложил сценарий селективной сепарации и последующей реаккреции для одиночной звезды, считая, что пыль формируется в ее атмосфере. Основной аргумент – зависимость содержания элемента от температуры конденсации на пылинки (Бонд, 1992). Содержание Fe, Mg, Si, Ca в атмосферах таких звезд понижено на несколько порядков, в то время как CNO, S и даже элемент группы железа Zn имеют солнечные содержания (Уилкинс и др., 1991a; Уилкинс и др., 1992; Ван Уинкел и др., 1992; Уилкинс и др., 1996). Стоит подчеркнуть, что эта картина аналогична поведению содержаний химических элементов в газовой компоненте ISM.

Очевидно, что атмосфера звезды должна быть достаточно стабильной, чтобы перемешивание или звездный ветер не замывали картину распределения химических элементов. Однако есть свидетельства, что атмосферы post-AGB звезд не так стабильны: для большинства этих объектов отмечаются пульсации, истечение вещества, что проявляется в наличии переменной эмиссии в Были предложены модели образования звезд с химическим составом, модулированным селективным осаждением на пылинках, за счет аккреции в двойной системе. Матис, Ламерс (1992) рассмотрели случай формирования оболочки звезды за счет перехвата вещества, теряемого компаньоном в виде мощного, до 10-4 M /год, ветра. Они показали, что достаточно всего лишь 10-6 M "очищенного" газа, чтобы обеспечить наблюдаемое в атмосфере селективное обеднение (depletion). Основная трудность этого сценария – малая вероятность конфигурации (post-AGB+AGB). В то же время, обе звезды 100лет назад должны были быть на стадии AGB. Уотерс и др. (1992) и Трэмс и др. (1993) предположили, что присутствие компаньона требуется только для стимуляции процесса потери массы с первичной (AGB) звезды. В такой модели аккреция вещества может варьироваться в зависимости от положения первичной звезды на орбите (если эксцентриситет не равен нулю).

Важно, что эта модель работает лишь для отдельных звезд (звезды должны быть двойными с определенными параметрами орбиты), что обеспечивает наблюдаемую малую встречаемость PAGB c большим дефицитом металлов и аномальной картиной химсостава.

Очевидно, что с точки зрения изучения процессов нуклеосинтеза и перемешивания наиболее интересны кандидаты в PPN, имеющие умеренный дефицит металличности, картина распространенности химических элементов в этих случаях, по-видимому, существенно не искажена процессами фракционирования. Примером может служить исследованная нами (Клочкова и др., 2002с) звезда HD331319 – оптический компонент ИК-источника IRAS19475+3119. Металличность атмосферы звезды [Fe/H]=-0.25 незначительно отличается от солнечной. В спектре этой звезды высокой светимости Mv-8m) с эффективной температурой Te=7200 K мы обнаружили линии гелия HeI, что может интерпретироваться как значительный его избыток в наблюдаемых слоях атмосферы и может рассматриваться как проявление синтеза гелия в ходе предшествующей эволюции. Обнаружен большой избыток азота и кислорода: [N/Fe]=+1.30, [O/Fe]=+0.64dex при небольшом избытке углерода.

Содержание металлов s-процесса не увеличено, а, скорее, занижено относительно металличности: для Y, Zr [X/Fe]=0.68. Содержание бария также занижено относительно металличности: [Ba/Fe]=-0.47. Более тяжелые элементы La, Ce, Nd, Eu слегка усилены по отношению к железу: для них среднее значение [X/Fe]=+0.16. В целом, параметры звезды и распространенность химических элементов подтверждает, что она наблюдается на эволюционной стадии post-AGB. Металличность в сочетании с лучевой скоростью Vr=-3.4 км/сек и галактической широтой |b|=2.7o объекта указывает на его принадлежность к населению диска Галактики. По положению абсорбционных полос, формирующихся в околозвездной оболочке, определена скорость расширения оболочки около 21 км/сек Более интересен химический состав оптических компонентов биполярных туманностей: AFGL2688 (Клочкова и др., 2000b), IRAS08005- (Клочкова, Ченцов, 2004). Остановимся на результатах спектроскопии высокого разрешения, полученных для этих интересных объектов. Оптическое изображение объекта AFGL2688 представляет собой две небольшие слабые туманности эллиптической формы, расположенные почти вдоль оси северюг и отстоящие друг от друга примерно на 8". Обе туманности рассеивают оптическое излучение центрального объекта, который закрыт от наблюдателя пылевым тором. Вывод о механизме рассеяния излучения центральной звезды подтверждается высокой степенью поляризации излучения в видимом и ближнем-ИК диапазонах (около 50%).

Протопланетарная туманность AFGL2688 – одна из трех биполярных структур на стадии post-AGB, разрешаемых наземными телескопами. Кроме того, AFGL2688 относят к выборке PPN с обогащенными углеродом оболочками, в ИК-спектрах которых выявлена эмиссия на длине волны 21мкм (Омонт и др., 1995). Будучи экстремально ярким в ИК-области спектра, источник AFGL2688 являлся одним из первых объектов, на которых тестировались новые средства наблюдений в ИК и субмиллиметровом диапазонах. К настоящему времени источник достаточно детально исследован в указанных диапазонах, но из-за низкого потока в видимом диапазоне объект долгое время был изучен в оптике лишь фотометрически и со средним спектральным разрешением. Спектры объекта в оптическом диапазоне, зарегистрированные со средним разрешением, не позволяют сделать вывод ни о металличности, ни о детальной кривой распространенности химических элементов в атмосфере центральной звезды. Кроме того, непонятно, как соотносятся известные определения лучевой скорости отдельных деталей и скорость движения центральной звезды. Следовательно, затруднительным остается определение типа населения Галактики, к которому принадлежит этот объект.

Объект AFGL2688 относится к группе систем, где центральная часть (звезда и внутренние области околозвездной оболочки) испытывает сильное поглощение в газопылевом торе (или диске), а излучение этой центральной части рассеивается на пылевых частицах биполярной структуры. Понятно, что могут встречаться объекты с иной ориентацией пылевого диска, при которой центральная часть объекта не закрыта от наблюдателя, и поглощение излучения центральной звезды уменьшается (по сравнению с AFGL2688) в десятки раз. Тогда по соседству с яркой звездой как тор (или диск), так и рассеивающие лепестки становятся трудно обнаружимыми в оптическом диапазоне, и биполярная туманность не наблюдается. Спектр центральной звезды у системы с такой ориентацией может уже не содержать эмиссионные молекулярные полосы, так как излучение в этих полосах "тонет" на фоне излучения фотосферы. Действительно, по спектрам, полученным на 6-м телескопе, были обнаружены эмиссионные полосы различной (относительно континуума) интенсивности, принадлежащие системе Свана молекулы C2, у объектов IRAS04296+3429 (Клочкова и др.,1999), IRAS22223+4327 (Клочкова, 1998) и IRAS23304+6147 (Клочкова и др. 1999), входящих в группу богатых углеродом PPN с деталью на 21мкм.



Pages:     | 1 |   ...   | 2 | 3 || 5 | 6 |   ...   | 12 |
 


Похожие работы:

«Методы обработки спектральных и фотометрических изображений, полученных на крупных телескопах (курс) Лаборатория Физики Звезд Специальная астрофизическая обсерватория РАН Нижний Архыз 1 В курсе рассмотрены и описаны современные методы работы с астрофизическими изображениями, полученными на крупных телескопах, как наземных, так и космических. Целью данного курса является обучение стандартным методам обработки в среде MIDAS наблюдательных данных, полученных на спектрографах с длинной щелью, и...»

«ОКРУЖЕНИЕ И ЛИЧНОСТЬ Н.Н. Воронцов, доктор биологических наук Москва АЛЕКСЕЙ АНДРЕЕВИЧ ЛЯПУНОВ оставил труды в области чистой и прикладной математики, биологии, геофизики, логики и методологии науки, теории педагогики. Он был прирожденным педагогом, организатором науки, с его именем связаны становление кибернетики и теории программирования, теории машинного перевода, развитие математической биологии, организации многих изданий, научных советов, лабораторий и кафедр. Интеллигент по духу,...»

«Нижегородский государственный университет им. Н.И. Лобачевского Национальный исследовательский университет Учебно-научный и инновационный комплекс Физические основы информационно-телекоммуникационных систем Основная образовательная программа 011800.62 Радиофизика, профили: Фундаментальная радиофизика, Электродинамика, Квантовая радиофизика и квантовая электроника, Физика колебаний и волновых процессов, Радиофизические измерения, Физическая акустика, Физика ионосферы и распространение радиоволн,...»

«ТЕМА 3. ЖЕНЩИНА АЗЕРБАЙДЖАНА В ПЕРИОД РАЗВИТОГО СРЕДНЕВЕКОВЬЯ (IX – XVIII вв.) План занятия XII – XIII вв. – период ренессанса Азербайджана – мусульманского (в поэзии Мехсети Гянджеви, ее свободная любовная лирика) и возрождения албанского христианства (строительство соборов женщинами из родов Гасан Джалалов); Женщины Востока – мусульманские правительницы IX – XIII вв.; Роль и место женщин у тюркских кочевых племен VIII –XIII вв. в эпосе Книга моего деда Деде Коркута – культ женщины–матери,...»

«Петр Вайль Александр Генис Русская кухня в изгнании Петр Вайль Александр Генис Русская кухня в изгнании издательство аст Москва УДК 821.161.1+641 ББК 84(2Рос=Рус)6+36.997 В14 Художественное оформление и макет Андрея Бондаренко Вайль, Петр; Генис, Александр Русская кухня в изгнании / Петр Вайль, Александр Генис; — Москва : В14 АСТ : CORPUS, 2013. — 224 с. ISBN 978-5-17-077817-1 (ООО “Издательство АСТ”) “Русская кухня в изгнании” — сборник очерков и эссе на гастрономические темы, написанный...»

«ИЗВЕСТИЯ КРЫМСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ Изв. Крымской Астрофиз. Обс. 103, № 1, 142 – 153 (2007) УДК 52-1.083.8 Проект “ЛАДАН”: концепция локального архива данных наблюдений НИИ “КрАО” А.А. Шляпников НИИ “Крымская Астрофизическая Обсерватория”, 98409, Украина, Крым, Научный Поступила в редакцию 22 апреля 2007 г. `Аннотация. Кратко рассмотрены состояние, структура, компоненты и перспективы взаимодействия архива наблюдений НИИ “КрАО” с современными астрономическими базами данных. THE...»

«Поварская книга Компании АТЕСИ Рецепты блюд, рекомендованных для приготовления на пароконвектомате Рубикон АПК 6-2/3 -2 Введение Компания Профессиональное кухонное оборудование АТЕСИ поздравляет Вас с приобретением пароконвектомата Рубикон АПК 6-2/3-2. Пароконвектомат Рубикон АПК 6-2/3-2 является универсальным и незаменимым оборудованием на профессиональной кухне. Его универсальность обусловлена тем, что функционально всего один пароконвектомат способен заменить практически все тепловое...»

«Темными дорогами. Загадки темной материи и темной энергии Думаю, я здесь выражу настрой целого поколения людей, которые ищут частицы темной материи с тех самых пор, когда были еще аспирантами. Если БАК принесет дурные вести, вряд ли кто-то из нас останется в этой области науки. Хуан Кояр, Институт космологической физики им. Кавли, Нью-Йорк Таймс, 11 марта 2007 г. Один из срочных вопросов, на которые БАК, возможно, даст ответ, далек от теоретических измышлений и имеет самое что ни на есть прямое...»

«Министерство образования и наук и Российской Федерации Федеральное агентство по образованию Государственное образовательное учреждение высшего профессионального образования Уральский государственный университет им. А. М. Горького Физический факультет Кафедра астрономии и геодезии Спектральные исследования области звёздообразования S 235 A-B в оптическом диапазоне Магистерская диссертация студента группы Ф-6МАГ Боли Пол Эндрю (Boley Paul Andrew) К защите допущен Научный руководитель А. М....»

«*Специализированный авторский курс Л.В.Стрельниковой. (С) Авторские права защищены. Любое воспроизведение программы возможно лишь с письменного разрешения автора. ПРОГРАММА УЧЕБНОГО КУРСА УПРАВЛЯЮЩИЙ ПЕРСОНАЛОМ (100 астрономических часов, 1 час = 60 минут) Программа курса состоит из четырёх блоков: Блок 1. Управление персоналом (стр. 2 Программы). Блок 2. Кадровое делопроизводство (стр. 7 Программы). Теоретические и практические аспекты применения трудового законодательства + 1С Зарплата и...»

«С.Л. Василенко Два сокровища геометрии как основа структурирования природных объектов В работе представлены структурно-образующие модели, общие для теоремы Пифагора и золотого сечения. Ввиду простых и одновременно уникальных свойств, Иоганн Кеплер охарактеризовал эти математические объекты как два сокровища геометрии. Такими объединяющими подосновами являются рекуррентные числовые последовательности, треугольники специального вида и др. В частности, выделен равнобедренный треугольник, стороны...»

«Author: Чайкин Андрей Прыжки в мешках    Из мешка На пол рассыпались вещи. И я думаю, Что мир Только усмешка, Что теплится На устах повешенного. Велимир Хлебников. Вначале я был поляком. У меня было университетское образование, но я знал, что мой мозг давно перерос то, что мне так долго вдалбливали. Я начал проводить научные наблюдения. А мне всё давали и давали какие-то совершенно ненужные докторские степени. Слава Богу, что мне, наконец-то, удалось уединиться в небольшом рыбацком городке, где...»

«Б. Г. Тилак The Arctic Home in the Vedas Being also a new key to the interpretation of many Vedic Texts and Legends by Lokamanya Bal Gangadhar Tilak, b a, 11 B, the Proprietor of the Kesan & the Mahratta Newspapers, the Author of the Orion or Researches into the Antiquity of the Vedas the Gita Rahasya (a Book on Hindu Philosophy) etc etc Publishers Messrs Tilak Bros Gaikwar Wada, Poona City Price Rs 8 1956 Б.Г.ТИЛАК АРКТИЧЕСКАЯ РОДИНА В ВЕДАХ ИЗДАТЕЛЬСКО Москва Ж 2001 ББК 71.0 Т41 Тилак Б. Г....»

«ПРОФЕССОР СЕРГЕЙ ПАВЛОВИЧ ГЛАЗЕНАП Проф. С. П. Глазенап Почетный член Академии Наук СССР ДРУЗЬЯМ и ЛЮБИТЕЛЯМ АСТРОНОМИИ Издание третье дополненное и переработанное под редакцией проф. В. А. Воронцова-Вельяминова ОНТ И ГЛАВНАЯ РЕДАКЦИЯ НАУЧНО - ПОПУЛЯРНОЙ И ЮНОШЕСКОЙ ЛИТЕРА ТУРЫ Москва 1936 Ленинград НПЮ-3-20 Автор книги — старейший ученый астроном, почетный член Академии наук, написал ряд научно-популярных и специальных трудов по астрономии, на которых воспитано не одно поколение любителей...»

«Санкт-Петербургский филиал федерального государственного автономного образовательного учреждения высшего профессионального образования Национальный исследовательский университет Высшая школа экономики Сохань Ирина Владимировна ТОТАЛИТАРНЫЙ ПРОЕКТ ГАСТРОНОМИЧЕСКОЙ КУЛЬТУРЫ (НА ПРИМЕРЕ СТАЛИНСКОЙ ЭПОХИ 1920–1930-х годов) Издательство Томского университета 2011 УДК 343.157 ББК 67 С68 Рецензенты: Коробейникова Л.А., д. филос. н., профессор ИИК ТГУ Мамедова Н.М., д. филос. н., профессор каф....»

«Р.Е.РОВИНСКИЙ Сегодня позитивное познание вещей отождествляется с изучением их развития. П.Тейяр де Шарден. РАЗВИВАЮЩАЯСЯ ВСЕЛЕННАЯ Дополненное издание. 2007 г. ОТ АВТОРА За 10 лет после выхода в Москве первого издания предлагаемой читателю книги многое изменилось в научном видении нашего Мира, в научном мировоззрении. Частично пробел в отражении произошедших изменениях устранен во втором издании, вышедшем в 2001 году в Иерусалиме. За прошедшие годы автором получены многочисленные положительные...»

«МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ УТВЕРЖДАЮ Заместитель Министра образования Российской Федерации _В.Д.Шадриков _17_032000г. Номер государственной регистрации 171ен/сп ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ОБРАЗОВАТЕЛЬНЫЙ СТАНДАРТ ВЫСШЕГО ПРОФЕССИОНАЛЬНОГО ОБРАЗОВАНИЯ Специальность 010900 Астрономия Квалификация - астроном Вводится с момента утверждения МОСКВА 1.ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА СПЕЦИАЛЬНОСТИ 010900 АСТРОНОМИЯ 1.1 Специальность утверждена приказом Министерства образования Российской Федерации от 02....»

«Annotation Хочешь знать обо всем? Желаешь получить ответ на любой вопрос? В Новейшем справочнике уникальных фактов в вопросах и ответах больше эксклюзивной информации, чем в любой многотомной энциклопедии. Здесь собраны самые интересные данные по науке и технике, географии и биологии, астрономии и физике, литературе и искусству, истории и экономике, политике и бизнесу. В этом не имеющем аналогов издании можно найти неизвестные ранее страницы биографий великих людей, интересные детали выдающихся...»

«ISSN 2222-2480 2012/2 (8) УДК 001''15/16''(091) Нугаев Р. М. Содержание Теоретическая культурология Социокультурные основания европейской науки Нового времени Румянцев О. К. Быть или понимать: универсальность нетрадиционной культуры (Часть 2) Аннотация. Утверждается, что причины и ход коперниканской революции, приведшей к становлению европейской науки Нового времени, моНугаев Р.М. гут быть объяснены только на основе анализа взаимовлияния так Социокультурные основания европейской науки Нового...»

«О РАБОТЕ УЧЁНОГО СОВЕТА VII. Проведено 10 заседаний Учёного совета. На заседаниях Учёного совета рассматривались вопросы: - Обсуждение плана научно-исследовательских работ Института на 2014-2016гг. (в соответствии с Постановлением Президиума РАН от 24 сентября 2013г. № 221); - Утверждение отчётов о проделанной за 2013 год работе по грантам Президента РФ поддержки молодых российских ученых и поддержки ведущих научных школ; - Выдвижение кандидатов на соискание грантов Президента РФ для поддержки...»














 
© 2014 www.kniga.seluk.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Книги, пособия, учебники, издания, публикации»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.